La clase de líneas espectrales presentes en el espectro de una estrella permite a los astrónomos determinar el tipo espectral, el cual determina la posición en el eje horizontal en el diagrama HR. Para determinar la ubicación en el eje vertical hace falta analizar el grosor de las líneas espectrales de absorción. El grosor de las líneas está relacionado con la clase de luminosidad, que se divide en categorías que van de I a V en números romanos (el ancho de la línea está determinado por la densidad de átomos que absorben en las partes exteriores de la estrella – una estrella de secuencia tendrá lineas de absorción anchas en su espectro ya que la densidad de átomos en las capas exteriores es alta; mientras que una estrella supergigante (clase de luminosidad I) tendrá lineas espectrales delgadas debido a la baja densidad de los átomos absorbentes). La clase de luminosidad de la estrella determina la ubicación en el eje vertical del diagrama HR. Una vez que se conoce la ubicación de la estrella en el diagrama HR como la intersección de su clase espectral y su clase de luminosidad, entonces uno puede leer su magnitud absoluta. Conocida su magnitud absoluta y combinada con la magnitud aparente que se le mide, a través de la fórmula del módulo de distancia se puede conocer la distancia a la estrella. 3.4.5 AJUSTE DE LA SECUENCIA PRINCIPAL Este método también determina distancias a partir del diagrama HR, pero se aplica sólo a cúmulos estelares. Las estrellas de un cúmulo estelar están ligadas gravitacionalmente, todas se ubican a aproximadamente la misma distancia, y se formaron al mismo tiempo a partir de la misma nube de gas y polvo. Se asume que todos los miembros de un cúmulo estelar se encontrarán en la misma posición en el diagrama HR, y que son estrellas de secuencia principal. El método de ajuste de la secuencia principal compara: 1) la posición de la secuencia principal para el cúmulo estelar ubicado en un diagrama HR en el que se utiliza la magnitud aparente como eje vertical, con (2) la posición de la secuencia principal para estrellas cercanas cuyas distancias son bien conocidas por otro método (paralaje trigonométrica), y se usa como eje vertical la magnitud absoluta. La diferencia en las posiciones de las secuencias principales se deben a la La diferencia entre la magnitud aparente de las estrellas del cúmulo y la distancia a la que está el magnitud absoluta de las estrellas cercanas, determina el módulo de cúmulo. La posición vertical distancia. Fuente: http://astro.unl.edu/naap/distance/cluster_fitting.html de la secuencia principal del cúmulo estelar es ajustada verticalmente hasta que se ubique sobre la secuencia principal de
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